The Interstellar Extinction Law toward the Galactic Center II. V, J, H, and Ks Bands

　２．観測、データ整約、解析　

２．１．近赤外観測　 　V, I データ　 　近赤外観測は ITSF/SIRIUS を用いて、 2004 May 18, 19 に行われた。 この領域は Udalski 2003 の領域 A に相当し、測光精度 ≈ 0.01 - 0.02 mag である。V, I 測光データは http://bulge.princeton.edu/~ogle/ogle2/bulge_maps,html から取った。 　ＮＩＲデータ　 　IRSF/SIRIUS は J, H, Ks バンドの画像を取得できる。しかし、H, Ks 測光誤差は 大きく、一方減光量は小さい。そのため、Ｊバンドのみを使用する。 図１．観測領域。太線領域は OGLE でも観測されている。斜線域が IRSF 観測。

２．２．SIRIUS と OGLE 天体の同定　 　図２に座標差を示す。 図２．OGLE と SIRIUS 天体の座標差。左：赤経。右：赤緯。 　２．３．データ解析　 図３は(V, V-I) 色等級図。第１に、各領域を 2.8'×2.8' の 副領域 9 個に分ける。そして各副領域ごとに、(V, V-J), (J. V-J) 色等級図を作成する。第２に、レッドクランプに占められた領域の光度 関数を作る。第３に同様にカラー分布のピークを探す。減光の高い 領域では測光精度が落ちるから、減光が大きくはっきりしたピークが 見つからない副領域は避ける。 図３．(V, V-I) 色等級図。等高線は 0 から 1600 まで 80 間隔。 実線=本論文の減光ベクトル。破線＝Av/E(V-J)=1.393(Cardelli et al 1989, Rv=3.1)

　３．結果　

レッドクランプピークの分布　 　各副領域のレッドクランプピークを図４a (V, V-J) 面と図４b(J, V-J) 面上にプロットした。最少二乗フィットの傾きが、 AV/E(V-J) = 1.255±0.004, AJ/E(V-J) = 0.225±0.005 を与える。 図４a．（AV, E(V-J)）図上のレッドクランプピークの変化。

AJ/AV　 　傾きから得た AV/E(V-J) から AJ/AV = 0.201±0.011 が、 と AJ/E(V-J) から AJ/AV = 0.184±0.006 が 得られる。二つの重み付き平均として、 A/AV = 0.188±0.005 を得た。 図４b．（AJ, E(V-J)）図上のレッドクランプピークの変化。

　４．議論　

４．１．データの信頼性　 　限界等級　 　図４の最も暗い点は V = 20.2, J = 14.7 である。Udalski 2003 は V = 20.7 まで彼のデータは完全であると述べている。この限界値は 我々のデータよりさらに 0.5 等下である。J バンドの限界等級は 16.8 であり、余裕がある。 　完全性　 　完全性がピーク等級の決定に影響しているだろうか？ 人口星実験の結果、検出率は J = 14 で 95%, 15 で 85%, 16 で 　70 % であった。したがって、完全性はピークの決定に影響を 及ぼしていないと考えられる。 図５a．隣り合った領域間の平均等級の差。太線＝赤経。斜線＝赤緯。

ゼロ点　 　ゼロ点の誤差はどの程度であろうか？隣り合った領域間の 重複部分の天体の等級の差を図５a に示す。測光誤差は 0.05 等以下であることが分かる。差の rms 等級差は 0.02 mag であった。 もう一つのチェックとして、図５b では 2MASS 等級を IRSF と比べた。 差の平均値は 0.009, rms 等級差は 0.015 mag であった。rms 値は 我々が標準星の観測から導いたゼロ点不定性の大きさと一致する。 したがって、我々のデータに含まれる系統誤差は 0.02 mag 程度である と結論する。注意しておくが、この系統誤差はゼロ点の絶対的不定性 ではなく、相対的不定性である。RC の絶対等級に系統的オフセットが あっても図４のプロットの勾配には影響しない。 図５b．IRSF と 2MASS 平均等級の差。

４．２．Rλ の誤差　 　距離効果　 　バー構造 Nakada et al 1991 による RC 星までの距離変化は 観測領域内では 0.03 等程度の差しか生み出さない。 　メタル量効果　 種族効果も系統誤差の原因となる。しかし、メタル量勾配は小さい Udalski et al 2002, Nishiyama et al 2005 また、RC に対する メタル量効果が小さいことも分かっている。 　４つの副領域の (J, V-J) 色等級図上で、勾配 0.225 を固定して 直線フィットし、J 軸との交点の大きさを調べた。 13.37, 13.37, 13.35, 13.38 で有意な差は検出されなかった。交点を一定にして 勾配を変える実験でも同様の結果であった。したがって、種族効果は 結果に影響しないといえる。 　４．３．Aλ/AV の評価　 　可視域　 　バルジ方向では 0.5 - 0.9 μm で減光曲線の勾配が急である、 つまり Rv が小さい、ことは当初バーデの窓で RC 星のカラーが異常で ある原因の説明として、 Poposki 2000, Gould et al 2001, 提案 された。 小さい Rv は MACHO V, R 測光からも AV/ E(V=R) ≈ 3.5 として報告されている。OGLE V, I 測光の Av/E(V-I) ≈ 2.0 Udalski 2003, Sumi 2004 も同様である。 Cardelli et al 1989, Fitzpatrick 1999 のバルジ方向減光曲線 の解析近似式は Rv=2 を導入している。この値は希薄星間空間に 適用される Rv = 3.1 よりずっと小さい。 　小さな Rv 　Cardelli et al 1989 式は λ > 0.9 μm では Rv に関係なく λ-1.61 を採用している。 しかし、Av は Rv に依存し、また AV/E(V-J) も AJ/E(V-J) も Rv に依存する。我々の結果は Rv = 1.8 と良く合い、やはり非常に小さい。図３には Rv = 3.1 と 1.8 の 場合の赤化ベクトルを描いてある。 　小さな Rv は通常小さなダスト粒子が卓越していることを示す。 この微小粒子は紫外から可視にかけての減光を支配する。多くの 方向で Rv が低い領域、特に高銀緯で、見出されている Larson et al 1996, Larson, Whittet 2005 が、 Rv < 2.0 となるのは少数　Szomoru, Guhathakurta 1999, Larson, Whittet 2005 である。

近赤外　 　前論文では J, H, K バンドでの吸収を調べた。本論文で J バンドの 吸収と V バンドの吸収がつながった。ただし、前回の強い吸収の領域は 今回の観測領域とは重なっていない。 　全論文では 4 deg × 2 deg で AKs/E(H-Ks) の変化は最大 7 % であった。今回 AJ/AV　= 0.188 ±0.005 を 得たが、視線方向による変動も前論文の AKs/E(H-Ks) と同じと 見なし、 AJ/AV = 0.188 ±0.014 とする。ここに 0.014 = [0.0052+(0.0188×0.07)2]1/2 である。前論文の AJ : AH : AK = 1 : 0.573±0.008 : 0.331±0.004 を用いて、 、以下の結果を得た。 AJ/AV : AH/AV : AKs/AV = 0.188±0.014 : 0.108±0.008 : 0.062±0.005. この結果は Rieke, Lebofsky 1985 の結果に基づく Rv=3.1 Cardelli et al 曲線より明らかに急勾配である。 表１．星間減光の波長依存性